CoRoT e Kepler : la Ricerca dei Pianeti Extrasolari dallo Spazio

CoRoT e Kepler : la Ricerca dei
Pianeti Extrasolari dallo Spazio
Anno Accademico 2008/2009
Metodi dell’Astrofisica Spaziale
Dipartimento di Fisica
Corso prof.ssa Silvia Masi
Studente: Giammarco Campanella
SOMMARIO
1. Introduzione……………………………………………………………………………………… 1
2. Metodi di individuazione………………………………………………………………………… 2
2.1 Velocità radiale…………………………………………………………………………………. 3
2.2 Transiti………………………………………………………………………………………..... 5
3. I programmi di ricerca………………………………………………………………………….. 6
3.1 CoRoT…………………………………………………………………………………………. 8
3.1.1 Le Scoperte…………………………………………………………………………...…… 9
3.2 Kepler………………………………………………………………………………………..... 11
4. Conclusioni……………………………………………………………………………..……….. 15
Bibliografia…………………………………………………………………………………………. 15
INDICE DELLE FIGURE
1.1 Numero dei pianeti extrasolari scoperti per ogni anno………………………………………………….… 1
2.1 Perturbazione del moto stellare per effetto di un pianeta…………………………………………..……… 3
2.2 Curva della velocità radiale di Gliese 86 A…………………………………………………………. 4
2.3 Curva di luce dovuta ad un transito planetario…………………………………………………………. 5
2.4 Schema di transito planetario ……………………………………………………………..…….… 5
3.1 Tutti i pianeti extrasolari scoperti al 31 agosto 2004……………………………………………………. 7
3.2 Immagine del satellite…………………………………………………………….………..……… 8
3.3 Il lancio …………………………………………………………………………………………. 8
3.4 I due campi stellari di osservazione di CoRoT……………………………………………………….…. 9
3.5 L’orbita di CoRoT ……………………………………..………………………………..…….… 9
3.6 La curva di luce di CoRoT-1 b…………………………………………………………...…………. 10
3.7 Il telescopio spaziale Kepler…………………………………………………………………………. 11
3.8 Il fotometro di Kepler ……………………………………………………………..………..……… 11
3.9 Il vettore Delta con Kepler ……………………………………………………….…………………. 12
3.10 Profilo di lancio di Kepler……………………………………………………….……………….…. 12
3.11 Orbita del telescopio ……………………………………..………………………………..…….… 13
3.12 Il campo di vista di Kepler ………………………………………………….…………...…………. 14
3.13 Lo spazio di ricerca di Kepler ……………………………………………….…………...…………. 14
INDICE DELLE TABELLE
3.1 Diversi programmi di ricerca sugli esopianeti……………………………………………………………. 6
3.2 I pianeti rilevati da CoRoT……………………………………………………………………...…. 10
1
Introduzione
In questi giorni, la ricerca dei pianeti extrasolari si sta rivelando uno dei campi dell’astronomia più
interessanti. Infatti, si contano più di 70 programmi di ricerca a terra e 20 missioni spaziali già al
lavoro o in fase di progettazione.
L’inizio di questa avventura può essere datata 1995, quando durante un convegno scientifico a
Firenze, Michel Mayor e Didier Queloz dell’Osservatorio di Ginevra, annunciarono la scoperta di
un pianeta in orbita attorno a 51 Pegasi, una stella vicina non molto diversa dal Sole.
Nel complesso, in 14 anni e con l’ausilio dello Spitzer Space Telescope e dell’Hubble Space
Telescope sono stati scoperti più di 340 pianeti extrasolari. Il tasso di scoperte aumenta ogni anno di
più e lo scopo principale resta quello di riuscire a rilevare pianeti di taglia simile alla Terra, dato che
essi vengono ritenuti i più probabili ad ospitare la vita.
Figura 1.1: Numero dei pianeti extrasolari scoperti per ogni anno (aggiornato a febbraio 2009)
Tale esplosione di scoperte è dovuta principalmente allo sviluppo di tecniche per l’individuazione
degli esopianeti e all’elaborazione di modelli che spiegano le inaspettate caratteristiche mostrate da
questi oggetti.
2
Metodi di individuazione
I pianeti extrasolari sono incredibilmente difficili da rivelare. Ciò è dovuto al fatto che essi non
brillano di luce propria, ma di luce riflessa della stella attorno a cui orbitano. Di conseguenza, sono
molto meno luminosi della propria stella madre (nel caso di Giove, per esempio, di un fattore 1010).
Pertanto, per trovare gli esopianeti si utilizzano principalmente metodi indiretti. Le cinque principali
tecniche usate attualmente sono:
1. Spettroscopia Doppler
2. Astrometria
3. Fotometria di transito
4. Microlenti gravitazionali
5. Pulsar timing
Questi metodi si basano sul fatto che un pianeta esercita una piccola influenza sulla stella ospitante
mentre si muove lungo la propria orbita. Osservando i cambiamenti nella stella madre, si può
dedurre la sua esistenza. Dato che i cambiamenti diventano maggiori man mano che il pianeta ha
valori crescenti della massa, è più semplice rivelare pianeti gioviani che pianeti terrestri.
Di seguito illustriamo brevemente le tecniche principali, la spettroscopia Doppler e la fotometria di
transito (si veda Campanella 2008 per approfondimenti).
2.1 Velocità radiale
Con la spettroscopia Doppler sono stati scoperti e confermati la maggior parte degli esopianeti. Essa
consiste nel misurare la variazione della Velocità Radiale della stella dovuta al suo moto orbitale
attorno al baricentro del sistema stella-pianeta.
Figura 2.1: Vista schematica della variazione della lunghezza d’onda della luce di una stella
per effetto di un pianeta in orbita cosi come vista da Terra. La stella si muove attorno al
centro di massa del sistema planetario e il suo spettro appare spostato verso il blu quando si
avvicina all’osservatore e verso il rosso quando se ne allontana.
La stella compie una piccola orbita circolare di raggio as  a p 
Mp
Ms
con un periodo pari al periodo
orbitale P del pianeta. La VR di una stella può essere ricavata dall’analisi del suo spettro,
utilizzando la relazione per l’effetto Doppler-Fizeau, che lega la velocità di un corpo in movimento
 v

alla lunghezza d’onda misurata
. Lo spostamento delle righe di assorbimento prodotto dal

c
fenomeno è relativamente piccolo dato che una variazione di velocità di 12 m/s (è il caso del
Sistema Sole-Giove) corrisponde, nel visibile, ad uno spostamento delle righe spettrali di soli 0.2
mÅ. Ciò rappresenta solo qualche millesimo della larghezza tipica delle righe spettrali.
Figura 2.2: Curva della velocità radiale di Gliese 86 A
4 2 a 3
Dalla terza legge di Keplero si deriva:P 
G(M *  M P )
Per un’orbita circolare vista di profilo (e = 0, sin i = 1) la semiampiezza K della VR può essere
G
espressa come: K  M P
a( M *  M p )
Quindi sostituendo in queste equazioni i valori di P, K e M* si può ricavare a e Mp.
2.2 Fotometria di transito
Consiste nel cogliere il cuneo nella curva di luce stellare dovuto al transito di un pianeta davanti
alla sua stella. È quindi richiesto un allineamento quasi perfetto tra l’osservatore, il pianeta e la
stella.
Figura 2.3: Curva di luce dovuta ad un transito planetario
Il transito planetario viene principalmente descritto da due parametri: profondità e durata.
La profondità del transito è collegata al raggio della stella e del pianeta (rispettivamente R e r) ed è:
Foff  Fon  r 2
F 
 
Foff
R
Questa formula trascura il fenomeno dell’oscuramento al bordo (“limb darkening”).
La durata totale del transito, per un orbita
circolare, è collegata ai parametri orbitali e al
2
raggio della stella: d 
PR 
r a

1     cos i 
a  R   R

2
Si definisce inoltre il Parametro d’impatto
che indica la distanza proiettata del centro del
a
pianeta dall’equatore della stella: b  cos i
R
r
1  b2
R
Utilizzando
queste
3
equazioni
e
determinando
R
con
altri
metodi
(spettroscopia
o modelli di evoluzione
stellare), è possibile calcolare il valore di r, a,
i.
La durata dell’ingresso è t  d
Figura 2.4: Schema di transito planetario
3
I programmi di ricerca
La tabella 3.1 riporta alcuni programmi di ricerca spaziale progettati per la rivelazione dei pianeti
extrasolari.
Tabella 3.1: Diversi programmi di ricerca sugli esopianeti.
Programma
Metodo di
individuazione
CoRoT
Fotometria di transito
Darwin
Imaging
infrarossa,
Interferometria
EPOCh (Extrasolar
Planet Observations
and Characterization)
Fotometria di transito
Gaia
Astrometria,
Fotometria di transito
HST Astrometry
Astrometria
James Webb Space
Telescope
Lancio
27 Dicembre 2006
Istituzioni
CNES / ESA / AEB
2015
ESA
12 Gennaio 2005
NASA
(Deep Impact extended
Investigation)
Dicembre 2011
ESA
24 Aprile 1990 (utilizza
i Fine Guidance Sensor
dell’HST)
University of Texas
Imaging infrarossa
Giugno 2013
NASA / ESA / CSA
Kepler
Fotometria di transito
6 Marzo 2009
NASA
Space Interferometry
Mission (SIM)
Astrometria
2015-2016
NASA
Spitzer Space
Telescope
Imaging
infrarossa,
Spettroscopia
25 Agosto 2003
NASA / JPL / Caltech
La Figura 3.1 mostra i pianeti scoperti nel piano semiasse maggiore (o periodo) - massa. I metodi
noti selezionano pianeti massicci in orbite strette, ma questi limiti potranno essere estesi dall’attuale
generazione di telescopi spaziali quali CoRoT e Kepler.
Figura 3.1: Tutti i pianeti extrasolari scoperti al 31 agosto 2004 (in ascisse il semiasse maggiore, sulle ordinate le masse
gioviane): I puntini blu rappresentano pianeti scoperti con il Metodo delle Velocità radiali, in rosso quelli con metodo
del transito, in giallo con le microlenti gravitazionali. L'immagine mostra anche i limiti delle capacità di rilevamento dei
prossimi strumenti (linee colorate), sia terrestri che spaziali, dal 2006 al 2015. Infine l'immagine mostra anche la
posizione dei pianeti del sistema solare: sono i pallini più grandi con l'iniziale del nome inglese.
3.1 CoRoT
CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits) è un piccolo telescopio spaziale dell'Agenzia
Spaziale Francese (CNES) in cooperazione con l'Agenzia Spaziale Europea (ESA), Austria, Belgio,
Germania, Spagna e Brasile.
La sonda monta un telescopio afocale da 27 cm di diametro equipaggiato da quattro CCD. In tutto,
il satellite pesa 630 kg, è lungo 4,1 m e ha un diametro di 1,98 m. È alimentato da due pannelli
solari che vengono ruotati in direzione del Sole ogni 14 giorni. Il payload pesa 300 kg, l’energia
necessaria è pari a 530 W, la capacità di trasmissione dati a Terra è pari a 1.5 Gbit/giorno mentre la
capacità di storage è pari a 2 Gbit.
Il lancio è avvenuto il 27 dicembre 2006 a bordo del vettore russo Soyuz 2.1b dal cosmodromo di
Baikonur. CoRoT attualmente si trova in un orbita circolare polare a 896 km di altezza, tale orbita
garantisce al telescopio spaziale circa 150 giorni di osservabilità continua per un medesimo campo.
Le osservazioni avvengono in direzione perpendicolare al piano orbitale, in modo da non avere
occultazioni da parte della Terra. La missione è stata progettata per durare circa 2 anni e mezzo.
Figura 3.2: Immagine del satellite
Figura 3.3: Il lancio
La fase di commissioning è cominciata il 18 gennaio 2007 ed è andata avanti sino al 2 febbraio
2007. Da allora CoRoT conduce una campagna di fotometria di precisione delle stelle vicine, sia
per studi di sismologia stellare che per trovare pianeti terrestri con il metodo dei transiti.
Per la ricerca di transiti vengono osservate 12000 stelle per ogni campo d'osservazione, con
magnitudine in banda R tra 11 e 16. Infatti stelle più luminose (mag < 11) saturerebbero i CCD
dedicati alla ricerca di esopianeti, rendendo impossibile ottenere dati fotometrici affidabili, mentre
stelle più fioche (mag > 16) non fornirebbero dati con adeguata risoluzione per essere di utilità
scientifica. Per rilevare gli esopianeti CoRoT deve vederli transitare almeno 2-3 volte di fronte alla
propria stella (solo per pianeti giganti può bastare anche un solo transito) e quindi quasi tutti i
pianeti che possono essere scoperti hanno un periodo orbitale inferiore ai 75 giorni.
3.1.1 Le Scoperte
Durante l'estate boreale, il telescopio viene diretto verso la costellazione della Coda del Serpente,
verso il Centro Galattico, mentre durante l'inverno boreale verso la costellazione dell'Unicorno,
nell'anticentro galattico. I campi di osservazione sono stati scelti in modo da evitare che la luce del
Sole possa interferire nelle misurazioni. Durante i 30 giorni rimanenti tra i due periodi di
osservazione principali, CoRoT viene puntato verso altre 5 aree del cielo.
Figura 3.4: I due campi stellari di osservazione di CoRoT
I dati già inviati a terra dalla sonda permettono di ottenere delle curve di luce con una precisione
pari a una parte su 20000. Dunque potrebbero essere rivelati anche pianeti delle dimensioni della
Terra in orbite con periodi inferiori ai 15 giorni; sebbene tale caratteristica non li renda adatti ad
ospitare la vita (a meno che la stella madre sia una nana rossa), una scoperta del genere sarebbe
storica in quanto rappresenterebbe la prima rilevazione di un pianeta di dimensione terrestre in
orbita intorno ad una stella di sequenza principale.
Figura 3.5: L’orbita di CoRoT. Quando il Sole comincia ad interferire con le osservazioni, CoRoT ruota di 180° e
comincia ad osservare la regione successiva.
Ad oggi sono state annunciate le scoperte di 7 pianeti da parte di CoRoT. Il rate di identificazioni
viene frenato dalla necessità di ottenere conferme con la tecnica della velocità radiale dei candidati
ottenuti dall'analisi delle curve di luce acquisite da CoRoT. Infatti, rilevare una periodica variazione
di luminosità non è considerata una prova decisiva per l'esistenza di un pianeta, dato che altri
processi fisici (es. macchie) sulla superficie delle stelle possono provocare questo effetto. In più il
metodo della velocità radiale permette di ottenere la stima della massa del pianeta, che altrimenti
sarebbe sconosciuta.
Figura 3.6: La curva di luce di CoRoT-1 b
Tabella 3.2: I pianeti rilevati da CoRoT.
Pianeta
M
(MJup)
R (RJup)
P (giorni)
a (UA)
e
i
scoperto
CoRoT-1 b
1.03
1.49
1.5089557
0.0254
0
85.1
2007
CoRoT-2 b
3.31
1.465
1.7429964
0.0281
0
87.84
2007
CoRoT-3 b
21.66
1.01
4.2568
0.057
0
85.9
2008
CoRoT-4 b
0.72
1.19
9.20205
0.09
0
90
2008
CoRoT-5 b
0.86
1.2
4
-
-
-
2008
CoRoT-6 b
-
1.16
8.89
-
-
-
2009
CoRoT-7 b
0.035
0.157
0.85
0.017
0
70
2009
3.2 Kepler
Kepler è un telescopio spaziale della NASA capace di cercare pianeti nella zona abitabile, della
dimensione della Terra e anche più piccoli al di fuori del sistema solare.
Figura 3.7: Il telescopio spaziale Kepler.
La sonda monta un telescopio Schmidt da 95 cm di apertura equipaggiato da un fotometro ed uno
specchio primario da 1.4 m. In tutto, il satellite pesa 1052 kg di cui 478 per il payload, ha un
diametro di 2.7 m ed un’altezza di 4.7 m. L’array viene raffreddato tramite dei tubi connessi ad un
radiatore esterno, i CCD vengono letti ogni 3 secondi e solo i pixel di interesse vengono salvati ed
inviati a terra. Infatti Kepler esegue un’analisi parziale dei dati a bordo e solo quelli ritenuti
importanti per la missione vengono trasmessi cosi da poter ottimizzare l’uso della banda. LA NASA
contatta il satellite due volte a settimana tramite la banda di comunicazione X per inviarne i
comandi e controllarne lo stato. I dati vengono scaricati una volta al mese utilizzando la banda K a
alla velocità massima di 4.33 Mb/s. I pannelli solari (10.2 m2 di area che possono generare 1100 W)
verranno ruotati in maniera tale da avere sempre il Sole davanti, contemporaneamente il radiatore
verrà puntato verso lo spazio profondo. Il costo del ciclo di vita della missione, includendo i fondi
per gli anni di operazione, è stato stimato in 600 milioni di $.
Figura 3.8: Il fotometro di Kepler.
Il lancio è avvenuto a Cape Canaveral il 7 marzo 2009 a bordo di un vettore Delta II. E’ stato
utilizzato propellente solido per i 9 razzi strap-on ed il terzo stadio, kerosene ed ossigeno liquido
per il primo stadio, 11.7 kg di idrazina e tetrossile d’azoto per il secondo stadio.
Figura 3.9: Il vettore Delta con Kepler.
Figura 3.10: Profilo di lancio di Kepler.
Kepler percorre un orbita eliocentrica sulla scia di quella della Terra (Earth-trailing solar orbit a =
1.013 UA, P = 371 d) in modo tale che la Terra non occlude le stelle che vengono osservate con
continuità. Inoltre quest’orbita evita le perturbazioni gravitazionali che invece si hanno seguendo
un’orbita terreste e permette quindi un’osservazione più stabile. La missione è stata progettata per
durare 3,5 anni con una possibile estensione di altri 2,5 anni.
Figura 3.11: Orbita del telescopio.
La fase di commissioning durerà all’incirca 60 giorni durante i quali verranno portati avanti test e
calibrazioni, solo dopo potrà cominciare l’attività scientifica. Per rilevare gli esopianeti Kepler
utilizzerà il metodo dei transiti osservando continuamente e simultaneamente 100000 stelle della
sequenza principale di magnitudine tra 9 e 15. Poiché Kepler deve osservare un minimo di tre
transiti affinché si possa essere sicuri che quanto rilevato sia stato veramente causato da un pianeta,
ci si aspetta che l’annuncio della scoperta di pianeti di tipo terrestre venga dato solo tra qualche
mese o anno (a seconda del periodo di rivoluzione dello stesso).
Il fotometro punterà un campo stellare a cavallo delle costellazioni del Cigno e della Lira, ben al di
fuori dal piano dell’eclittica in modo tale che la radiazione solare non disturbi le misure. Inoltre
durante le osservazioni il Cigno non verrà mai oscurato dagli oggetti della fascia di Kuiper o di
quella degli asteroidi. In più, il fatto che Kepler punti stelle del piano galattico che si trovano anche
alla stessa distanza del Sole dal centro galattico, sarebbe molto rilevante nel caso in cui la posizione
all’interno della galassia fosse collegato in qualche modo all’abitabilità del pianeta.
Figura 3.12: Il campo di vista di Kepler.
Figura 3.13: Lo spazio di ricerca di Kepler.
4
Conclusioni
La ricerca dei pianeti extrasolari si sta mostrando uno dei settori più attivi nel campo
dell’astronomia grazie alla scoperta di più di 340 pianeti in soli 14 anni.
Il rate di scoperte è destinato ad aumentare grazie allo sviluppo di nuove tecnologie ed in particolare
grazie alla progettazione e messa in orbita di missioni spaziali che, oltre ad evitare gli effetti
dell’atmosfera terrestre, possono studiare centinaia di migliaia di stelle contemporaneamente.
Grazie agli attuali telescopi spaziali in orbita si è molto vicini a rilevare pianeti di taglia simile alla
Terra, sono già partiti i primi studi di caratterizzazione di atmosfere esoplanetarie e sarà anche
possibile rilevare esolune. Tuttavia il massimo obiettivo rimane quello di dare una risposta alla
domanda principe che attanaglia l’uomo da millenni: esistono altre forme di vita nell’Universo? E’
entusiasmante pensare che da una missione spaziale – cominciando da Kepler e CoRoT – potrebbe
arrivare una risposta affermativa già durante il corso della nostra vita.
References
G. Campanella. La Ricerca dei Pianeti Extrasolari. Tesi di Laurea, 2008.
CNES’ web pages. http://smsc.cnes.fr/COROT/index.htm
D. Deming. EPOXI (EPOCh). (Michelson Summer Workshop), Luglio 2007.
NASA press kit. Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets, Febbraio
2009.
J. Schneider. Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari, 2009.